1. Beteigeuze, der rechte Schulterstern des Orion (α - Alpha Orionis, 58 Orionis, HD 39081)
Beteigeuze ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse M1-M2Ia-Iab. Er wird auch als der rechte Schulterstern des Orion bezeichnet, obwohl Beteigeuze von uns ausgesehen links steht.
Spektralklassen werden dazu verwendet, um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu den Eigenschaften des Sterns getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Die Einteilung der Spektralklassen beruht bis heute auf der Basis, die im 19. Jahrhundert gelegt wurde. Zwischenzeitlich wurde das System immer mehr verfeinert, so dass anhand der Spektralklasse schon eine grobe Zusammenfassung über einen Stern möglich ist.
Beteigeuze wird in der Spektralklasse M (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse M am Ende ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse M auch als „späte Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass die Sterne aussenden. Der Buchstabe M steht für orange-rot leuchtende Sterne.
Sterne der Spektralklasse M können sich in verschiedenen Entwicklungsstufen eines Sternenlebens befinden. Da sind auf der einen Seite die Roten Zwerge. Sie sind die kleinsten Sterne am Nachthimmel, und aufgrund ihrer geringen Leuchtkraft ist keiner von ihnen mit dem bloßen Auge zu sehen, obwohl sie rund 75% aller Sterne in unserer Galaxis ausmachen. Sie stehen meist am Anfang ihres Sternenlebens, auch wenn sie schon sehr alt sind.
Auf der anderen Seite befinden sich aber auch die Riesen und Überriesen, die größten bekannten Sterne, in der Spektralklasse M. Nur aufgrund ihrer Größe, die mehr als eine Astronomische Einheit betragen kann, sind sie dann meist sehr deutlich am Nachthimmel als helle und rötlich leuchtende Sterne zu erkennen.
Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Die Roten Riesen und Überriesen sind sterbende Sterne, die astronomisch gesehen kurz vor ihrem Ende stehen.
Die Zahlen 1 bis 2 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne.
Beteigeuze wird mit den Zahl 1 bis 2 als ein warmer Stern der kühlen Spektralklasse M eingestuft.
Sterne der Spektralklasse M sind die kühlsten Sterne und weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 2.000 bis 3.700 Kelvin auf. Bei Beteigeuze schwankt die Oberflächen-Temperatur. Sie beträgt maximal 3.600 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.
Diese beginnen bei VII und endet bei O. O sind die heißesten und hellsten Sterne, die am Anfang ihres Sternenlebens stehen, während VII für Sterne stehen, die ihr Leben hinter sich haben. Wobei die römische Ziffernfolge nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Beteigeuze wird in die Leuchtkraftklasse Ia bis Iab eingestuft. Er ist ein Überriese. Überriesen sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sterne am Nachthimmel.
Im sogenannten MK-System (benannt nach seinen Urhebern William Wilson Morgan und Philip C. Keenan vom Yerkes-Observatorium) werden die Riesensterne folgenden Leuchtkraftklassen zugeordnet:
- Ib steht für die Überriesen,
- Ia steht für leuchtende Überriesen und
- 0 oder 0-Ia stehen für die Hyperriesen.
Unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V (Zwergstern) und damit ein durchschnittlicher Hauptreihenstern in unserem Teil der Galaxis mit einem Alter von ca. 4,5 Mrd. Jahren und einer voraussichtlichen Lebensdauer von nochmals rund 8 Mrd. Jahren.
Ein Hauptreihenstern ist nicht eine Art von Stern, sondern bedeutet eine Zustandsart, in welcher der Stern seine meiste Lebenszeit verbringt. Unsere Sonne befindet sich noch Mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.
Bei unserer Sonne fusionieren im ersten Schritt zwei Protonen (zwei Wasserstoff-Kerne) zu einem Kern des schweren Wasserstoffs (Deuterium). Eigentlich dürfte eine solche Verschmelzung gar nicht vorkommen. Da im Kern des Sterns die Temperaturen und der Druck sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich, dass zwei Protonen miteinander fusionieren. In der Chemie und Physik wird das Verbrennen eines Stoffes als Fusion bezeichnet.
Der folgenlose Zusammenstoß von Protonen im Kern passiert dauernd. Sehr selten sind jedoch die Fusionen. Daher auch der lange Zeitraum bis Wasserstoff zu Helium wird.
Bei der Fusion der Protonen wandelt sich eines der beiden Protonen in ein Neutron um, dass im Deuterium-Kern verbleibt, sowie in ein Positron und ein Neutrino, die beide den Atomkern verlassen. Das Neutrino verlässt die Sonne als Strahlung. Die Neutrino-Strahlung erreicht auch unsere Erde, ist jedoch nur schwer nachweisbar. Das Positron zerstrahlt mit einem Elektron in zwei hochenergetische Photonen.
Im zweiten Schritt fusioniert der Deuterium-Kern ebenfalls wieder selten mit einem weiteren Proton zu einem Kern des leichten Helium-Isotops Helium-3. Dabei entsteht ein Gammaphoton außerhalb des Kerns.
Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Dabei werden wieder zwei Protonen frei.
Damit wurde aus vier Protonen ein Helium-Kern. Im Rahmen der Fusionen wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.
Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt. Diese erreicht uns als Sonnenenergie und sorgt für unser Tageslicht.
Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.
Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kern fusioniert. Der Name CNO-Zyklus weist darauf hin, dass dieser Prozess unter der Verwendung von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) stattfindet.
Beteigeuze ist schon sehr viel weiter als unsere Sonne.
Im Rahmen dieser Umwandlung des Wasserstoffs zu Helium verringerten sich die Teilchen im Kern des Sterns, während gleichzeitig die Atommasse von 0,5 auf 1,33 atomare Einheiten angestiegen ist. Um das Temperatur- und Druckgleichgewicht aufrecht zu erhalten, kommt es zu einer Verdichtung der Masse. Damit wächst die nukleare Energieproduktion und durch diese erhöhte sich auch die Leuchtkraft des Sterns.
Durch die Verdichtung der Masse erlangte die Gravitation gegenüber dem Gasdruck die Oberhand. Das bedeutet, durch die Massenanziehung (Gravitation) verdichtet sich der Kern noch mehr und die Temperatur wurde höher.
Durch den Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern setzte in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns die Kernfusion ein. Auch hier wurde aus dem Wasserstoff Helium.
Das Verbrennen des Wasserstoffs vom Kern zur Hülle wird Wasserstoff-Schalenbrennen genannt (wie die Schalen einer Zwiebel). Dadurch wird die Hülle des Sterns weiter nach außen getrieben und der Radius des Sterns wächst.
Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wurde immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt. Durch die geringer werdenden Teilchen nimmt die Atommasse und auch der Gravitationsdruck immer stärker zu. Da die Oberflächenschwere abnimmt, wächst der Masseverlust des Sterns durch Sternenwinde. Diese tragen einen Teil der Masse ins All.
Auf der einen Seite ist in diesem Stadium der Masseverlust des Sterns so stark, dass der Stern nun einen großen Teil seiner Masse einbüßt. Auf der anderen Seite ist aber die Dichte im Kern mit ca. 700 kg/cm³ so hoch, dass der Kern zu einem Weißen Zwergs entartet (nur der Kern).
Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Es hat nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe Dichte und Temperatur hat in Beteigeuze dann das Helium-Brennen begonnen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Dabei wird Gammastrahlung ausgesendet. Diese Kernfusion kann nur bei Temperaturen von über 100 Mio. Kelvin stattfinden. Der Vorgang wird auch als Drei-Alpha-Prozess bezeichnet. Durch den äußerst rasch aufschaukelnden Prozess wird die Temperatur sehr schnell sehr hoch. Die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess wird auch Helium-Blitz genannt.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch war, wurde die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck wieder temperaturabhängig ist, kam es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Beteigeuze dehnte sich aus und sein Umfang wurde größer.
Die Hülle von Beteigeuze war aber in der Lage den Ausbruch abzufangen. Es kam zu keiner Explosion des Sterns. Aber durch die Heftigkeit der Ausdehnung des Sterns werden die äußeren kühleren Schichten abgeworfen. Dadurch gelangen Materie und Gaswolken ins All, die wiederum zum Beginn von neuen Sternen werden können.
Beteigeuze befindet sich wahrscheinlich gerade in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Beteigeuze weist eine visuelle Helligkeit auf, die im Bereich von 0 bis 1,6 mag liegt. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. – 26,7 mag. Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, umso schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden. Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop sichtbar. Die Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Beteigeuze beträgt ca. – 5,85 mag. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von 4,84 mag. 32,6 Lichtjahre sind 10 Parsec, eine andere astronomische Entfernungseinheit.
Beteigeuze wird als Überriese eingestuft. Die absolute Helligkeit der Überriesen liegt im Bereich zwischen - 3 und – 8 mag. Je nachdem in welchem Entwicklungsstadium der Stern sich befindet beträgt die Oberflächen-Temperatur zwischen 3.400 Kelvin (bei sterbenden Sternen) und mehr als 20.000 Kelvin bei Sternen, die erst am Anfang ihres Sternenlebens stehen.
Aufgrund ihrer Größe besitzen sie meist eine geringere Oberflächen-Gravitation (Schwerkraft). Dadurch kommt es bei den älteren Riesensternen immer wieder zu Änderungen der Elemente in der Atmosphäre.
Die Überriesen werden über ihre Entwicklungsgeschichte definiert.
Sterne, die mit mehr als 8 - 10 Sonnenmassen mit der Kern-Wasserstofffusion beginnen, fusionieren nach der Kern-Heliumfusion weitere schwerere Elemente, bis sie einen Eisenkern entwickeln. An diesem Punkt kollabiert der Kern und wird zu einer Supernova vom Typ 2. Sobald diese massereichen Sterne die Hauptreihenphase verlassen, blähen sich ihre Atmosphären auf und sie werden als Überriesen bezeichnet.
Sterne, die bereits am Beginn ihres Sternenlebens unterhalb von 10 Sonnenmasse liegen, bilden niemals einen Eisenkern und werden in ihrer Entwicklung nicht zu Überriesen, obwohl sie die tausendfache Helligkeit der Sonne erreichen können.
Beteigeuze besitzt die ca. 16- bis 19-fache Masse unserer Sonne und einen Radius, der im Bereich des ca. 680 bis 880-fachen Radius unserer Sonne liegt. Das sind mind. rund 3 Astronomische Einheiten.
Aufgrund der Helligkeitsschwankungen von 1,6 mag wird Beteigeuze als ist ein sogenannter „Semiregular Variable Star“ der Unterklasse Src eingestuft.
Semiregular variable Stars sind Riesen oder Überriesen die regelmäßige verschiedene Helligkeitsveränderungen aufweisen, die wiederum von verschiedenen Unregelmäßigkeiten begleitet oder manchmal unterbrochen werden. Die Zeiträume können dabei im Bereich von 20 bis mehr als 2.000 Tagen liegen. Die Helligkeitsveränderungen können ein Ausmaß von einigen Hundertstel bis mehrere Größenklassen annehmen (üblicherweise 1-2 mag) und auch bei jedem Zyklus ziemlich unterschiedlich und variabel sein.
SRc-Star sind Sterne der Spektralklassen M, C und S mit Helligkeits-Veränderungen im Bereich von etwa 1 mag die zwischen 30 und 1.000 Tagen liegen.
Die Helligkeitsveränderungen werden der Pulsation des Sterns zugeordnet. Er wird als „Kappa-Mechanismus“ bezeichnet. Der Kappa-Mechanismus ist ein Pulsationsprozess, der die Helligkeitsänderungen von pulsationsveränderlichen Sternen (Veränderliche Sterne) beschreibt. Dieser Mechanismus kann dann in Kraft treten, wenn die Opazität κ (kappa) in der Sternenatmosphäre mit zunehmender Temperatur ansteigt.
Die Helligkeitsveränderungen im Rahmen der Pulsation beträgt bei Beteigeuze im Regelfall ca. 0,3 mag in einem Zeitraum von etwa 2.070 Tagen.
Im Allgemeinen herrscht in einem Stern ein Kräftegleichgewicht. Das heißt, die Gravitationskraft, die den Stern zu kontrahieren versucht (und der Stern sich dadurch zusammenzieht), wird ausgeglichen durch den Strahlungsdruck, der durch die Kernfusion im Inneren entsteht und nach außen drückt. Der Stern befindet sich im Gleichgewicht aus Gravitation und Druck.
Abweichungen von diesem Gleichgewicht können dazu führen, dass der Stern pulsiert. Ist zum Beispiel der Radius des Sterns kleiner, als es dem Gleichgewichtszustand entsprechen würde, überwiegt der Strahlungsdruck und der Stern expandiert und vergrößert seinen Radius.
Wegen der sogenannten „Massenträgheit“ führt diese rücktreibende Kraft dazu, dass der Stern sich dabei über den Gleichgewichtspunkt hinaus ausdehnt. Sobald der Strahlungsdruck nachlässt dominiert wieder die Gravitation und der Stern schrumpf wieder. Es entsteht also eine Oszillation (lat. für schwingen, schwanken, schaukeln). Der Stern dehnt sich aus und zieht sich wieder zusammen, er pulsiert.
Bei den meisten Sternen (wie z. B. auch der Sonne) sind diese Pulsationen allerdings sehr klein. Die Stärke der Pulsation hängt daher von der Art der rücktreibenden Kraft ab.
Der Kappa-Mechanismus erzeugt eine rücktreibende Kraft, die dazu führt, dass ein Stern pulsiert. Im Inneren eines Sterns wird durch Kernfusion Energie in Form von Gammastrahlung erzeugt.
Diese Energie wird allerdings nicht direkt vom Stern abgestrahlt.
Wegen der hohen Dichte im Sterninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut. Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und oft mit dem griechischen Buchstaben κ (kappa) bezeichnet.
Konstante Opazität bedeutet, dass die Gammastrahlung nicht nach außen dringen kann und im Stern verbleibt. Im Inneren eines Sterns ist die Opazität allerdings nicht konstant. Sie hängt vom Druck und der Temperatur ab und hat außerdem für jede Wellenlänge einen unterschiedlichen Wert. Nimmt nun die Opazität mit zunehmender Temperatur des Sternenmaterials zu, können daraus Pulsationen entstehen. Der Kappa-Mechanismus lässt sich dann folgendermaßen beschreiben:
1. Schritt:
Das Material in einer Zone der Sternenatmosphäre, in der die Opazität (Undurchlässigkeit) mit steigender Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d.h. diese Schicht bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.
2. Schritt:
Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.
3. Schritt:
Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.
4. Schritt:
Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem Sterninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
5. Schritt:
Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt, dass die Schicht sich nun ausdehnt. Der Stern bläht sich auf.
6. Schritt:
Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt. Der Stern zieht sich wieder zusammen, wodurch auch die Opazität wieder geringer wird. Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
7. Schritt:
Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab, wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des Sterninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich gut mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Aufgrund der sehr großen Oberfläche leuchtet Beteigeuze mit der ca. 55.000-fachen Helligkeit unserer Oberfläche.
Beteigeuze ist ein sogenannter „Runaway-Star“ und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 21,91 km/s.
Runaway-Stars zeigen eine sehr hohe Bewegungsgeschwindigkeit. Sie bewegen sich sehr viel schneller durch den Raum als sonst üblich.
Oftmals wurden diese Sterne aus einem Sternhaufen geschleudert. Dafür kann es mehrere Gründe geben:
- In Mehrfachsternensystemen können die Gravitations-Wechselwirkungen, bei denen sich die Sterne gegenseitig anziehen oder abstoßen, dazu führen, dass ein Stern aus dem Sternensystem im wahrsten Sinne des Wortes rausfliegt.
- Ein weiterer Grund kann eine Kollision oder ein Beinahe-Zusammenstoß mit anderen Sternen sein.
- Auch eine Supernova-Explosion kann dazu führen, dass ein Stern durch die Druckwelle durch den Raum geschleudert wird.
Durch die hohe Geschwindigkeit wird die interstellare Materie stark verdichtet und erzeugt wie bei einem Schiff eine Bugwelle. Diese zeigt sich dann als leuchtender Nebel.
Wo Beteigeuze entstanden sein könnte, ist bisher noch unklar. Es wird vermutet, dass er in der „Orion OB1 Association“ seine Heimat hatte.
Die Orion OB1 Association besteht aus vier Sternenhaufen und Sternenentstehungsgebieten. Im ältesten Teil der Association (Orion OB1a) befinden sich Sterne mit einem Alter von rund 12 Mio. Jahren.
Der jüngste Teil der OB1 Association heißt Orion OB1d. Dort befinden sich die Sternen-Entstehungsgebiete des Orionnebels.
Als Runaway-Star schiebt Beteigeuze das interstellare Material, dass ihn wie alle Sterne (auch unsere Sonne) umgibt, wie eine Bugwelle vor sich her.
In den Jahre 2019 und 2020 wurde bei Beteigeuze ein starker Rückgang seiner Helligkeit beobachtet. Vereinzelt gab es Vermutungen, die auf das Bevorstehen einer Supernova bei Beteigeuze deuteten. In der Wissenschaft wurde das jedoch von Anfang an als ein zur Zeit sehr unwahrscheinliches Ereignis abgetan und nach anderen Erklärungen gesucht.
Nach Untersuchungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop wird davon ausgegangen, dass Beteigeuze eine riesige Plasmawolke ins Weltall in Richtung Erde schleuderte. Das Material kühlte ab und wurde dann wahrscheinlich zu einer Staubwolke, die den Stern verdunkelte. Der Ausbruch war viel stärker als sonst üblich. Der Grund liegt dabei bei der Pulsation, bei der Beteigeuze seinen Umfang um bis zu 15% vergrößern kann. Während einer dieser Pulsationen könnte es dann zu einem Plasma-Ausbruch des Sterns gekommen sein und dadurch wurde dann etwa die 2- bis 3-fach übliche Menge vom Stern weggeschleudert.
Wenn Beteigeuze in einer sehr fernen Zukunft als Supernova explodiert, wird angenommen, dass er dann am Nachthimmel für einige Zeit die Leuchtkraft des Halbmondes hätte. Nach gängiger Meinung ist davon auszugehen, dass die Biosphäre der Erde aufgrund der großen Entfernung nicht betroffen sein wird.
Wegen der großen Masse ist anzunehmen, dass Beteigeuze anschließend zu einem schwarzen Loch kollabieren wird. Andere Annahmen gehen davon aus, dass Beteigeuze zu einem Neutronenstern wird, um anschließend als Brauner Zwerg zu enden.
Das Alter von Beteigeuze wird auf etwa 9,3 Mio. Jahre geschätzt. Damit ist er ein noch junger Stern. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 5 km/s und benötigt für eine Drehung ca. 2.070 Tage. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt ca. 25 Tage für eine Drehung.
Der linke Schulterstern des Orion
2. Bellatrix (γ - Gamma-Orionis, 24 Orionis, HD 35468)
Bellatrix ist der linke Schulterstern des Orion, der von uns aus rechts steht. Er ist ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse B2III in ca. 250 Lichtjahren Entfernung.
Die Blauen Riesensterne sind keine ehemaligen Zwergsterne, sondern werden in einer Gaswolke schon als Riesen geboren. Obwohl sie dabei schon die Größe von Roten Riesen erreichen können, stehen sie noch am Anfang ihres Sternenlebens. Aufgrund des hohen Drucks und der großen Masse dauert die Fusion von Wasserstoff zu Helium nur einige zehn Millionen Jahre (unsere Sonne benötigt dafür mehr als 9,5 Mrd. Jahre).
Bellatrix besitzt die ca. 8,6-fache Masse und den ca. 6-fachen Radius unserer Sonne. Sein Alter wird auf etwa 25 Mio. Jahre geschätzt.
Die blauen Riesen entstehen wie alle Sterne in den sogenannten Dunkelwolken. Dunkelwolken sind die kalten, dichten und dunklen interstellaren Gaswolken. Durch das staubige Material (eventuell auch gröbere Strukturen bis hin zu Kometen) wird das Licht der dahinter liegenden Sterne abgedunkelt.
Bellatrix steht wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 22.000 Kelvin und er strahlt mit der ca. 9.210-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Bellatrix weist eine visuelle Helligkeit von ca. 1,64 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 3 mag. Er gilt als variabler Stern der seine Helligkeit um einige 0,01 mag verändert.
Einer der Gründe der Helligkeitsveränderungen von Bellatrix könnte dabei in der Rotation des Sterns und den auftretenden Sternenflecken (Sonnenflecken) und dem Sternenwind liegen. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 46 km/s.
Da die Blauen Riesen für ein stellares Leben regelmäßig nur eine geringe Lebenserwartung ausweisen, finden sich viele der Blauen Riesen in den sogenannten „OB-Assoziationen“. Die OB-Assoziationen sind eine Ansammlung von jungen Sternen der Spektralklassen O und B, die nur lose miteinander verbunden sind. Sie sind im Regelfall ihre Geburtsstätte.
Früher wurde angenommen, dass Bellatrix aus einer der Orion-OB1-Assozitationen stammt. Da diese mindestens 1.000 Lichtjahre von uns entfernt ist, wurde diese Annahme wieder verworfen.
Bellatrix entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von 18 km/s von uns.
In einer Sichtlinie zu Bellatrix stehen noch die Sterne Gamma B mit einer visuellen Helligkeit von ca. 13,3 mag, Gamma C (19,9 mag), Gamma D (19,2 mag) und Gamma E (20,1 mag).
Der Kopf des Orion
Der Kopf des Orion wird „Lambda Orion Complex“ genannt“. Er besteht aus dem Offenen Sternhaufen „Collinder 69“ sowie dem „Lambda Orion Molecular Ring“ (genannt Sharpless 264) und der Dunkelwolke „Barnard 30“.
Der Sternhaufen Collinder 69 besteht laut der SIMBAD-Datenbank aus mindestens 827 Mitgliedern. Etwa 10 Sterne befinden sich in der Spektralklasse O und B. Weitere rund 200 Sterne werden als späte Hauptreihensterne eingestuft. Collinder 69 befindet sich rund 1.300 Lichtjahre entfernt. Sein Alter wird auf etwa 5 Mio. Jahre geschätzt. Der Mittelpunkt des Sternhaufens ist das Sternensystem Meissa.
Sharpless 264 ist eine Molekülwolke und Sternen-Entstehungsregion mit einer Ausdehnung von rund 1.400 Lichtjahren. Der Ring ist wahrscheinlich im Rahmen einer Supernova von rund einer Million Jahren entstanden.
Die Supernova-Explosion muss so gewaltig gewesen sein, dass sie für eine Unterbrechung der Sternenentstehung in Collinder 69 sorgte.
Barnard 30 ist eine Sternen-Entstehungsregion in ca. 1.300 Lichtjahren Entfernung mit einem geschätzten Alter von 2 bis 3 Mio. Jahren.
3. Meissa (λ - Lambda Orionis, 39 Orionis, HD 36861 und HD 36862)
Meissa ist ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 1.100 Lichtjahren Entfernung.
Im Washington Visual Double Star Catalog werden Lambda Orionis 6 Sterne zugeordnet. Wie weit die Sterne von einander entfernt sind ist nicht bekannt.
3.1 Lambda A Orionis (HD 36861)
Lambda Orionis ist ein Riesenstern der Spektralklasse O8III((f)).
Die Sterne der Spektralklasse O gelten als die größten, heißesten und auch massereichsten Sterne. Die Oberflächentemperatur beträgt bei den O-Sternen mindestens 28.000 Kelvin. Dadurch zeigen sie eine Leuchtkraft des bis zu einer Millionenfachen unserer Sonne. Aufgrund der großen Masse besitzen die O-Sterne nur eine sehr kurze Lebensdauer.
Bei den Sternen der Spektralklasse O tritt das Problem auf, dass es ohne die Emissionslinien (elektromagnetische Wellen innerhalb des Wellenbereichs des sichtbaren Lichts) des Wasserstoffs und des Heliums nicht möglich ist, eine vernünftige Klassifikation zu erreichen.
Sterne der Spektralklasse „Oe“ zeigen Wasserstoff-Emissionen, während Sterne der Spektralklasse „Of“ auf Emissionen des einfach ionisieren Heliums (He II) hinweisen. Wobei auch hier, bei der Spektralklasse Of, noch weitere Abstufungen vorgenommen werden.
Aufgrund der hohen Temperaturen und der sehr hohen Leuchtkraft haben sich die Wasserstoff-Linien als ungeeignet herausgestellt. Über diese Wellenlängen wird bei den anderen Sternen die Helligkeit und auch ihre Leuchtkraft bestimmt.
Bei den heißen O-Sternen wird die Leuchtkraft dagegen über die He II-Linien bei einer Wellenlänge von A (Angström) 4686 gemessen.
Doch auch hier gibt nochmals drei Unterklassen der Leuchtkraft. Die Bezeichnungen lauten hier „O((f))“, „O(f)“ und „Of“ wobei Of die hellste Leuchtkraftklasse darstellt.
Sehr gut wird die Einteilung der Spektralklassen im Standardbuch von James B. Kaler beschrieben („Sterne und ihre Spektren“).
Lambda Orionis wird in der Spektralklasse O8III((f)) verortet.
Die Bezeichnung „((f))“ steht für Sterne mit Emissionen (Abgabe) des zweifach-ionisiertem Stickstoff (NIII) und einer Absorption (Aufnahme) des einfach ionisierten Helium (He II), die bei der Wellenlänge A 4686 sichtbar wird. Je höher die Temperatur eines Sternes wird, umso stärker werden die He II-Linien sichtbar.
Sterne der Spektralklasse O sind sehr selten, da sie astronomisch gesehen eine sehr kurze Lebenszeit besitzen. Und doch sind sie für die Entwicklung von Galaxien sehr wichtig, da sie die Galaxien mit neuem interstellarem Gas versorgen, dass für die neue Sternenbildung notwendig ist.
Lambda A besitzt die ca. 28-fache Masse und den ca. 10-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 37.700 Kelvin und er strahlt mit der ca. 37.690-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Lambda A befindet sich mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 3,54 mag. Er weist eine absolute Helligkeit von ca. - 4,25 mag auf.
Das Alter von Lambda A wird auf etwa 1,8 Mio. Jahre geschätzt.
3.2 Lambda B Orionis (HD 36862, HR 1880)
Lambda B ist ein weiß-blau leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B0.5V in ca. 1.125 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich als Hauptreihenstern ebenfalls mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Lambda B besitzt die ca. 10,3-fache Masse und den ca. 4,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 25.400 Kelvin und er strahlt mit der ca. 6.300-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Sein Alter wird auf etwa 1,8 Mio. Jahre geschätzt.
Lambda B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,61 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,94 mag auf.
3.3 Lambda C Orionis (HD 36861C)
Lambda C Orionis ist ein Sternensystem in ca. 1.365 Lichtjahren Entfernung. Es besteht wahrscheinlich aus einem Hauptreihenstern der Spektralklasse G0V und einem Braunen Zwerg. Das Sternensystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 33 km/s.
Als Hauptreihenstern befindet sich Lambda C noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 3,2-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.470 Kelvin und er strahlt mit der ca. 8,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Lambda C weist eine visuelle Helligkeit von ca. 10,72 mag auf.
Die beiden Sterne Lambda A und B senden ein solch starke Röntgenstrahlung aus, dass der Begleiter von Lambda Orionis noch nicht genau bestimmt werden konnte.
Wahrscheinlich handelt es sich um einen Braunen Zwerg mit ca. 4% der Masse unserer Sonne.
Ein Brauner Zwerg ist ein Objekt, in dem die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium nicht zustande gekommen ist. Sie stehen zwischen den Planeten und den Sternen. Die Braunen Zwerge besitzen eine Masse zwischen dem 13-fachen und dem 75-fachen des Jupiters. Die Masse von Jupiter beträgt ca. 0,095% der Sonne. Der Braune Zwerg bei Lambda C besitzt ca. 4% der Masse unserer Sonne. Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 14,75 mag auf.
Die Braunen Zwerge sind keine kalten Felsen. Es finden in ihnen nur andere Fusionsprozesse statt (z. B die Lithium-Fusion oder die Deuterium-Fusion).
3.4 Lambda Orionis D (HD 245168)
Lambda D Orionis ist ein Stern der Spektralklasse B9 in ca. 1.350 Lichtjahren Entfernung. Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 9,63 mag auf. Über seine Masse, seinen Radius und seinen Entwicklungstand ist nichts bekannt. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.070 Kelvin.
Es wird aber angenommen, dass Lambda D von einer Trümmerscheibe aus Staub und Material umrundet wird.
Über Lambda E mit einer visuellen Helligkeit von ca. 9,22 mag und Lambda F mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12,9 mag ist bis auf ihre Anwesenheit nichts bekannt.
4. φ - Phi Orionis
Hinter der Bezeichnung Phi Orionis verbergen sich zwei Sternensysteme mit der Bezeichnung Phi1 und Phi2, die jedoch etwas weniger 1.000 Lichtjahre von einander entfernt sind.
4.1. Khad Prior (φ1 – Phi1 Orionis, 37 Orionis, HD 36822)
Khad Prior ist ein Doppelsternsystem in ca. 1.090 Lichtjahre Entfernung.
Phi 1A und Phi 1B sind durchschnittlich 10 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von etwa ca. 8,4 Jahren. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis, sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,22. Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 33,2 km/s.
Phi 1A ist wie Bellatrix ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse B0.5III. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Phi 1A besitzt die ca. 15-fache Masse und den ca. 6,3-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 28.840 Kelvin und er strahlt mit der ca. 30.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Das Alter von Phi 1A wird auf etwa 7,2 Mio. Jahre geschätzt. Da die Blauen Riesensterne ihr Material sehr schnell fusionieren, hat er wahrscheinlich schon die Hälfte seiner Lebenszeit hinter sich.
Phi 1A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,42 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 3,53 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 20 km/s.
Über seinen Begleiter Phi 1B ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
4.2. Khad Posterior (φ2 – Phi2 Orionis, 40 Orionis, HD 37160)
Khad Posterior ist ein gelb-rot leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K0III in ca. 112 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich wahrscheinlich wie Beteigeuze mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen.
Khad Posterior besitzt die ca. 1,1-fache Masse und den ca. 8,7-fachen Radius unserer Sonne. Anhand der Daten des GAIA-DR2-Katalogs beträgt seine Oberflächen-Temperatur ca. 4.730 Kelvin und er strahlt mit der ca. 34,1-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Khad Posterior weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,081 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,33 mag auf.
Er wird in der SIMBAD-Datenbank als ein „High Proper Motion Star“ eingestuft. Diese Sterne zeigen im Vergleich zu anderen Sternen in ihrer unmittelbaren visuellen Nähe eine größere Bewegung am Nachthimmel. Der Stern mit der größten Eigenbewegung ist Barnards Pfeilstern mit einer Bewegung von 10,4 Bogensekunden pro Jahr. Seine Geschwindigkeit wird auf etwa 140 km/s geschätzt.
Khad Posterior entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 99,1 km/s.
Der Gürtel des Orion (Orion-Belt)
Der Oriongürtel ist sicherlich der auffälligste Teil des Sternbildes. Dieser besteht aus drei Sternensystem, die von uns aus gesehen in einer Linie stehen. Die Reihe, in der die drei hellen Sternensystem stehen, ist schon aufgrund der Helligkeit beeindruckend.
Im Westen steht der Stern Mintaka, in der Mitte der Alnilam und im Osten Alnitak.
5. Mintaka (δ – Delta-Orionis, 34 Orionis)
Mintaka ist laut der SIMBAD Datenbank ein Teil der „Delta X Association“, ein Verbund dem 48 Mitglieder der Spektralklasse B und O zugeordnet werden.
Die Delta X Asscociation wird als eine neue Gruppe im Bereich des Gürtels des Orion angesehen und wird der Orion-OB-Association zugerechnet.
Mintaka ist ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 1.200 Lichtjahren Entfernung.
Delta A ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem. In spektroskopischen Doppelsternsystem stehen die beiden Sterne so nahe beieinander, dass es nicht möglich ist diese im Teleskop als zwei Sterne aufzulösen. Nur durch ihre Spektrallinien (unterschiedliche Wellenlängen des sichtbaren Lichts) können sie getrennt werden.
Die Umlaufzeit von Delta Aa und Delta Ab beträgt ca. 5,73 Tage. Dabei sind die beiden Riesensterne nur ein Sechstel der Entfernung von unserer Sonne zum nächsten Planeten Merkur entfernt.
Bei dem Doppelsternsystem Delta A handelt es sich um „Bedeckungsveränderliche Sterne“ (Eclipsing Binary, Algol-Sterne).
Algol (Beta Persei) ist der Namensgeber der „Algol-Sterne“. Algol-Sterne sind im Regelfall Doppelsternsysteme, bei denen die beiden Sterne regelmäßig so in einer visuellen Sichtlinie zu uns stehen, dass sich die beiden auf ihrer Umlaufbahn gegenseitig bedecken. Der Vorgang läuft genauso ab wie bei einer Sonnenfinsternis auf der Erde.
Die Dauer der Helligkeitsveränderungen und die regelmäßigen Perioden lassen sich genau berechnen. Beim Doppelsternsystem Algol findet alle 2 Tage, 20 Stunden und 49 Minuten eine Bedeckung statt.
Die Helligkeitsveränderungen bei den Algol-Sternen kann dabei mehrere Magnituden (mag) betragen.
Daneben kann es neben der Helligkeitsveränderung durch Bedeckung auch noch zu einer Übertragung von Masse von einem Stern auf den anderen kommen, wenn die beiden Sterne sehr nahe beieinander stehen.
Das sehr enge Doppelsternsystem Delta A wird in einer Entfernung von rund 100 AE und einer Umlaufzeit von ca. 346 Jahren von Delta b umrundet.
Das Mehrfachsternensystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,23 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 5,8 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 18,5 km/s.
Die Sterne Delta B und Delta C stehen wahrscheinlich nur visuelle in einer Sichtlinie zum Mehrfachsternensystem Delta A.
Das Sternensystem Delta ABC wird auch in der Bezeichnung „Delta Orionis Clusters“ zusammengefasst (SIMBAD-Datenbank).
5.1 Delta Aa Orionis (HD 36486, HR 1851)
Delta Aa Orionis ist ein weiß leuchtender Überriese der Spektralklasse O9.5IINwK. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Delta Aa zeigt eine moderate Absorption (Abgabe) von Stickstoff (NwK) an.
Delta Aa wird den ON/OC-Stars zugerechnet. Diese Sterne werden als Zwischenstufe zwischen den O-Sternen und den sogenannten „Wolf-Rayet-Sternen“ angesehen. Wolf-Rayet-Sterne sind die heißesten Sterne.
Delta Aa besitzt die ca. 24-fache Masse und den ca. 16,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 29.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 190.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta Aa weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,5 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 5,4 mag auf.
Delta Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 130 km/s.
5.2 Delta Ab Orionis (WDS J05320-0018Ab)
Delta Ab Orionis ist ein Riesenstern der Spektralklasse B1V. Er befindet sich ebenfalls mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Delta Ab besitzt die ca. 8,4-fache Masse und den ca. 6,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 25.600 Kelvin und er strahlt mit der ca. 16.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta Ab dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 150 km/s. Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,90 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,90 mag auf.
5.3 Delta b Orionis
Delta b Orionis ist ein Unterriese der Spektralklasse B0IV.
Unterriesen sind Sterne die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie ein Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern.
Dadurch, dass der Wasserstoffanteil im Kern eines Hauptreihensterns immer geringer wird, erhöht sich die Kerntemperatur aufgrund des steigenden Drucks. Der Stern leuchtet heller als während seiner Hauptreihen-Phase.
Delta b Orionis befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca. 22,5-fache Masse und den ca. 10,4-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 28.400 Kelvin und er strahlt mit der ca. 63.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta b Orionis weist eine absolute visuelle Helligkeit von ca. - 4,2mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 220 km/s.
5.4 Delta B Orionis (UCAC3 180-24383)
Delta B ist wahrscheinlich ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G in ca. 945 Lichtjahre Entfernung.
Er besitzt eine Oberflächen-Temperatur von ca. 5.324 Kelvin. Delta B besitzt ca. 43,1% der Leuchtkraft und 77% des Radius unserer Sonne.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 14,2 mag auf.
Mehr ist über ihn nicht bekannt.
5.5. Delta C Orionis (HD 36485, HR 1851)
Delta C Orionis ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 1.268 Lichtjahren Entfernung.
Wie weit Delta CA und Delta CB von einander entfernt sind ist nicht gekannt. Sie haben eine Umlaufzeit von ca. 30 Tagen.
Delta CA ist ein Stern der Spektralklasse B3V. Er ist ein sogenannter „Helium-Strong-Star“ (Helium-Stern).
Ein Helium-Stern ist ein Stern der Spektralklasse O oder B. Er zeigt gegenüber den anderen Sternen seiner Spektralklasse deutliche schwächere Wasserstofflinien und außerordentlich starke Helium-Linien. Das deutet auf sehr starke Sternenwinde und einen sehr hohen Massenverlust der äußeren Hülle hin.
Bei den „Helium-Strong Stars“ ist in den Spektren des Sterns kein Wasserstoff mehr nachweisbar, was aber nicht bedeutet, dass der Wasserstoff nicht vorhanden ist.
Die Astrophysiker Vauclair (1975) und eine Gruppe um Michaud und Kollegen (2005) gehen davon aus, dass der starke Masseverlust und die ansteigenden Temperaturen des Sterns im Zusammenhang mit der Atom-Diffusion stehen.
Atom-Diffusion (lat. diffudere für „sich ausbreiten“) bedeutet, die Atome bewegen sich und dadurch verändert sich die Konzentration der Atome im Stern. Sie ist nicht mehr überall gleich. Wenn die Atome eine starke Strahlungsbeschleunigung bekommen, werden sie als Sternenwind von der Atmosphäre des Sterns weggeblasen.
Sie sind im Stern aber weiterhin ausreichend vorhanden, da die tieferen Schichten für Nachschub der einzelnen Elemente sorgen. Wenn der Masseverlust des Sterns stärker wird, ersetzt Material aus tieferen Schichten die Materie an der Oberfläche.
Der starke Masseverlust des Sterns sorgt jedoch dafür, dass die Atomdiffusion nicht wie üblich zustande kommt. Elemente mit schwacher Strahlungsgeschwindigkeit wie Helium oder CNO, die im Regelfall bei den normalen CP-Sternen wieder in Richtung Kern sinken, können sich jetzt wegen des Masseverlust des Sterns in der Atmosphäre befinden. Damit wird die Diffusion (Ausbreitung) von der Sternenoberfläche in die Atmosphäre verlagert. Damit befindet sich dann auch wesentlich mehr Helium in seiner Atmosphäre
Delta CA besitzt die ca. 7-fache Masse und den ca. 5,7-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur wird auf etwa 18.400 Kelvin geschätzt und er strahlt mit der ca. 3.300-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,83 mag auf.
Delta CA zeigt variable H-Alpha-Emissionen mit einer Periode von 1,477 Tagen auf, was seiner Rotationsdauer entspricht.
Über Delta CB ist sehr wenig bekannt. Es wird angenommen, dass er ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A0V mit der ca. 4,4-fachen Masse unserer Sonne ist. Seine Oberflächen-Temperatur wird auf etwa 10.000 Kelvin geschätzt mit einer visuellen Helligkeit von etwa 8 mag.
Delta C zeigt mit – 3,4 kG das stärkste Magnetfeld eines Helium-Strong-Stars.
6. Alnilam (ε – Epsilon Orion, 46 Orionis, HD 37128)
Alnilam ist ein weiß leuchtender Blauer Überriese der Spektralklasse B0Ia in ca. 1.975 Lichtjahren Entfernung. Überriesen sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sterne am Nachthimmel. Alnilam besitzt die ca. 40-fache Masse und den ca. 32,4-fachen Radius unserer Sonne. Er befindet sich wahrscheinlich mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Alnilam ist ein sogenannter „Alpha Cygni Variable“.
Alpha-Cygni-Variablen (ACV) sind helligkeitsveränderliche Sterne, die Pulsationen aufweisen. Die Pulsationen treten dabei in einem verhältnismäßig kleinen Oberflächen-Bereich auf, wobei ihr Zeitpunkt nicht vorherbestimmt werden kann. Das bedeutet, die Sternenoberfläche ist dabei so in Bewegung, dass sich einige Teile der Sternenoberfläche zusammenziehen, während sich andere Teile ausdehnen.
Bei ACVs handelt es sich um Überriesen der Spektraltypen B oder A. Die Helligkeitsschwankungen in der Größenordnung von 0,1 mag sind mit den Pulsationen verbunden, die aufgrund mehrerer Pulsationsperioden oft unregelmäßig erscheinen.
Die Pulsationen haben im Regelfall sehr kurze Perioden im Bereich von mehreren Tagen bis zu mehreren Wochen.
Der Namensgeber dieser Sternenklasse ist Deneb (Alpha Cygni). Er zeigt Helligkeitsschwankungen zwischen 1,21 und 1,29 mag.
Alnilam zeigt eine visuelle Helligkeit, die zwischen 1,64 und 1,74 mag liegt. Seine durchschnittliche absolute Helligkeit beträgt ca. - 7,41 mag.
Der Grund der Pulsationen von Alpha Cygni Variable Sternen ist bisher noch vollständig geklärt. Sie sind nicht wie die meisten pulsierenden Sterne auf einen bestimmten Temperatur- und Helligkeitsbereich beschränkt.
Alnilam weist eine Oberflächen-Temperatur von ca. 27.500 Kelvin auf. Er strahlt mit der ca. 830.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Sein Alter beträgt etwa 5,7 Mio. Jahre.
Aufgrund der hohen Temperaturen ist Alnilam von einer eigenen, selbst erzeugten, schwachen Wolke, dem Sternenwind, umgeben.
Der Sternenwind, der eine Geschwindigkeit von bis zu 2.000 km/s erreichen kann, wird von der äußeren Atomsphäre eines Sterns abgestoßen. Dabei verliert Alnilam rund 20 millionenmal schneller Masse als unsere Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit, die im Bereich zwischen 40 und 70 km liegt.
Alnilam entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 25,9 km/s.
Trotz dieses riesigen Masseverlustes wird sich Alnilam in einigen Millionen Jahren in einen Roten Überriesen verwandeln mit anschließender Supernova.
7. Alnitak
Alnitak ist ein Dreifach-Sternensystem. Die genaue Entfernung konnte bisher noch nicht ermittelt werden. Laut der SIMBAD-Datenbank liegt sie zwischen 820 und 1.115 Lichtjahren.
Nach einem im Jahr 2013 veröffentlichten Artikel von C. A. Hummel und anderen (siehe Wikipedia) wird die mittlere Entfernung auf etwa 960 Lichtjahren geschätzt, während andere Messungen von einer mittleren Entfernung von etwa 1.262 Lichtjahren ausgehen.
Die visuelle Helligkeit des Dreifach-Sternensystems liegt bei ca. 1,77 mag.
Zeta A ist ein Doppelsternsystem mit einer Umlaufzeit von etwa 7,36 Jahre. Dabei sind die beiden Sterne Zeta Aa und Zeta Ab mehr als 10 AE von einander entfernt. Die Umlaufbahn folgt dabei jedoch keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,338. Zeta A entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,6 km/s.
Die visuelle Helligkeit des Doppelsternsystems beträgt ca. 2,2 mag.
Das Doppelsternsystem Zeta A und der Stern Zeta B weisen eine Umlaufzeit von ca. 1.508,6 Jahren auf.
Alnitak ist Teil des Emissionsnebels IC 434, der auch den sogenannten „Pferdekopfnebel“ beinhaltet.
7.1 Zeta A Orionis (HD 37742, HR 1948)
Zeta Aa Orionis ist wie Delta Aa Orionis ein weiß leuchtender Überriese der Spektralklasse O9.5Iab varNWK.
Wenn wir die Daten von „C. A. Hummel u.a.“, in einem in 2018 veröffentlichten Aufsatz, nehmen besitzt Zeta Aa die ca. 14-fache Masse und den ca. 20-fachen Radius unserer Sonne. Es wird angenommen, dass er sich wahrscheinlich in der Phase des Wasserstoff-Schalenbrennens befindet. Diese hat begonnen als der Wasserstoff-Vorrat im Kern zu Ende war.
In dieser Phase des Sterns gibt es einen Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern. Der Grund liegt in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Im Rahmen dieser Umwandlung verringern sich die Teilchen im Kern des Sterns, gleichzeitig steigt aber die Atommasse von 0,5 auf 1,33 atomare Einheiten an.
Um das Temperatur- und Druckgleichgewicht aufrecht zu erhalten, kommt es zu einer Verdichtung der Masse.
Aufgrund dessen setzt dann, in der bis dahin inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns, die Kernfusion ein. Auch hier wird jetzt der Wasserstoff zu Helium fusioniert.
Das Verbrennen des Wasserstoffs vom Kern zur Hülle wird Wasserstoff-Schalenbrennen genannt (wie die Schalen einer Zwiebel). Dadurch wird die Hülle des Sterns weiter nach außen getrieben und der Radius wird größer.
Die Oberflächen-Temperatur von Zeta Aa beträgt ca. 29.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 250.000-fachen Leuchtkraft. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 110 km/s und er dreht sich mit einer Dauer von etwa 6,67 Tagen.
Sein Alter wird auf etwa 6,4 Mio. Jahre geschätzt.
Zeta Aa strahlt mit einer visuellen Helligkeit von ca. 2,0 mag. Seine absolute Helligkeit beträgt nachdem wie weit Zeta Aa von uns entfernt ist, zwischen - 5,5 und – 6,0 mag.
Zeta Ab Orionis ist wahrscheinlich ein Unterriese der Spektralklasse B1IV. Er besitzt die ca. 7,1-fache Masse und den ca. 7,3-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 29.000 Kelvin und er strahlt mit der ca. 32.000-fachen Leuchtkraft. Sein Alter wird auf etwa 7,2 Mio. Jahre geschätzt.
Seine visuelle Helligkeit liegt bei ca. 4,3 mag und die absolute Helligkeit beträgt zwischen – 3,3 mag und – 3,9 mag.
7.2 Zeta B Orionis (HD 37743, HR 1949)
Zeta B Orionis ist wahrscheinlich ebenfalls ein Riesenstern der Spektralklasse B0III. Aufgrund seiner hohen Rotationsgeschwindigkeit von etwa 350 km/s und der weiten Entfernung konnte er bisher noch nicht genau untersucht werden.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,7 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 3,6 mag bis - 4,1 mag auf. Sein Alter wird etwa 7 Mio. Jahr geschätzt.
7.3 Zeta C Orionis
Zeta C Orionis ist wahrscheinlich ebenfalls ein Riesenstern in ca. 1.240 Lichtjahren Entfernung. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 9,55 mag. Mehr ist über Zeta C Orionis nicht bekannt.
Saiph ist ein Überriese der Spektralklasse B0.5Ia in ca. 650 Lichtjahren Entfernung.
Rigel ist ein Mehrfach-Sternensystem, das nach den Daten des Astrometrie-Satelliten Hipparcos ca. 860 Lichtjahren entfernt ist. Nach anderen Messungen könnte es sogar bis zu 1.300 Lichtjahren entfernt sein.
Beta A Orionis ist ein weiß leuchtender Blauer Überriese der Spektralklasse B8Iae. Er wird wie Alnilam als ein „Alpha Cygni Variable“ eingestuft.
Das Doppelsternsystem Beta B Orionis besteht wahrscheinlich aus zwei Sternen der Spektralklasse B.
Tau Orionis ist ein visuelles Mehrfachsternensystem.
Xi Orionis ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 686 Lichtjahren Entfernung.
Nu Orionis ist ein sogenanntes „Single line spectroscopic binary“ in ca. 482 Lichtjahren Entfernung.
Chi1 Orionis ist ein Doppelsternsystem in ca. 28,8 Lichtjahren Entfernung.
Chi2 Orionis ist ein Blauer Überriese der Spektralklasse B2Iaev in ca. 5.260 Lichtjahren Entfernung. Chi2 Orionis wird wie Alnilam als ein sogenannter „Alpha-Cygni-Variable“ eingestuft.
Das rechte Knie des Orion
8. Saiph (κ – Kappa Orionis, 53 Orionis, HD 38771)
Saiph hat wahrscheinlich die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet und steht am Beginn der Helium-Fusion. Er besitzt die ca. 15,5-fache Masse und den ca. 22,2-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 26.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 56.900-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 83 km/s.
Saiph weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,09 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 6,1 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20,5 km/s. Sein Alter wird auf etwa 11,1 Mio. Jahre geschätzt.
Saiph verändert seine Helligkeit geringfügig um 0,04 mag.
Saiph ist Mitglied der OB1-Asscociation genauer OB 1c.
9. Rigel (β – Beta Orionis, 19 Orionis, HD 34085)
Der Riesenstern Beta A ist mindestens 2.500 AE vom Sternensystem BC entfernt. Die Umlaufzeit von Beta A und Beta BC beträgt dabei ca. 24.000 Jahre.
Beta BC ist ein Dreifach-Sternensystem. Das Doppelsternsystem Beta B und der Stern Beta C sind ca. 100 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 63 Jahren.
Beta B ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem mit einer Umlaufzeit von ca. 9,86 Tagen.
Das Dreifach-Sternensystem Beta BC weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,7 mag auf, während Beta A mit einer durchschnittlichen visuellen Helligkeit von ca. 0,12 mag rund 400 mal heller ist. Aufgrund der weiten Entfernung und der Eigenschaften von Beta A ist nicht sehr viel über das Mehrfach-Sternensystem Beta BC bekannt.
Das Mehrfachsternensystem Rigel weist eine visuelle Helligkeit von ca. 0,13 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 7,84 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17,8 km/s.
9.1 Beta A Orionis
Beta A hat wahrscheinlich die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet und fusioniert zur Zeit Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Denn der Anteil von Helium an seiner Oberfläche hat sich von 26,6% auf rund 32% erhöht. Durch die Konvektion (Vermischung und Austausch der einzelnen Schichten eines Sterns) wurde das Helium vom Kern an die Oberfläche des Sterns getragen.
Obwohl Beta A ein vielfach untersuchter Stern ist, können seine Werte aufgrund der weiten Entfernung nur geschätzt werden.
Je nachdem wie weit Beta A entfernt ist besitzt der er die 20- bis 25-fache Masse, den 70- bis 80-fachen Radius und die 120.000- bis 219.000-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur wird auf etwa 12.100 Kelvin geschätzt.
Alpha-Cygni-Variablen (ACV) sind helligkeitsveränderliche Sterne, die Pulsationen aufweisen. Das bedeutet, dass sich einige Teile der Sternoberfläche zusammenziehen, während sich andere Teile ausdehnen. Die Pulsationen treten in einem verhältnismäßig kleinen Oberflächen-Bereich auf, wobei ihr Zeitpunkt nicht vorherbestimmt werden kann.
Beta A weist eine visuelle Helligkeit von 0,05 bis 0,18 mag auf und eine absolute Helligkeit, die bei einer Entfernung von 860 Lichtjahren durchschnittlich bei ca. – 7,84 mag liegt.
Bisher wurden 19 nicht radiale Schwingungen in einem Zeitraum von 1,2 bis 74 Tagen gefunden. Nicht radiale Schwingungen bedeuten, dass nicht der gesamte Stern pulsiert, sondern nur einige Teile des Sterns.
Beta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 25 km/s. Sein Alter wird auf etwa 8 Mio. Jahre geschätzt.
Der Massenverlust von Beta A durch den Sternwind beträgt etwa das 10 Millionenfache unserer Sonne. Mit dem Sternenwind wird regelmässig Materie von der Oberfläche des Sterns ins All getragen.
Unsere Sonne verliert pro Jahr etwa 1,3 Billiarden Tonnen (1,3 x 1014) Masse durch Strahlung, bei einer gesamten Masse von zurzeit rund 2 * 1027 Tonnen.
9.2 Beta B Orionis
Die beiden Sterne von Beta B sind sogenannter „3He-Star“.
Helium3-Sterne (3He-Stars) gehören zu den sogenannten „chemically peculiar (CP) B-type (Bp) stars“. Sie sind eine kleine Untergruppe der CP-Sterne.
Die 3He-Stars zeigen ungewöhnliche starke Absorptionslinien, die durch das leichtere Isotop Helium3 verursacht wird. Helium3 besteht aus zwei Protonen und einem Neutron.
Helium3-Sterne besitzen einen 5 bis 20 niedrigeren Anteil von Helium als bei Sternen der Spektralklasse B sonst üblich. Sie zeigen schwache Emissionslinien von Helium
Die schwachen Emissionslinien deuten darauf hin dass die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits sehr weit fortgeschritten ist.
Es wird angenommen, dass Beta Ba die ca. 3,84-fache Masse und Beta Bb die ca. 2,94-fache Masse unserer Sonne besitzt.
Beta C ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse B9V mit der ca. 3,84-fache Masse unserer Sonne.
10. Tau - τ – Orionis (HD 34503 20 Orionis)
Tau A Orionis ist wie Bellatrix ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse B5III in ca. 562 Lichtjahren Entfernung.
Er besitzt die ca. 6,2-fache Masse und den ca. 5,4-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 10.829 Kelvin und er strahlt mit der ca. 933-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Sein Alter wird auf etwa 63 Mio. Jahre geschätzt.
Tau A Orionis weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde, von ca. 3,50 und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,69 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20,1 km/s.
Laut dem WDS-Katalog werden Tau Orionis vier Sterne zugeordet.
Bei den drei Sternen, die nur in visuelle Nähe von Tau A Orionis stehen, handelt es sich wahrscheinlich um Sterne der Spektralklasse G in unterschiedlicher Entfernung.
Tau B (UCAC2 29399130) ist ein Stern in ca. 998 Lichtjahren Entfernung. Er besitzt den ca. 1,28-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.920 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1,82-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Tau B Orionis weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde, von ca. 11,45 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,02 mag auf.
Tau C (UCAC3 167-19533) ist ein Stern, der sich in ca. 972 Lichtjahren Entfernung befindet. Er besitzt den ca. 1,1-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.173 Kelvin und er strahlt mit etwa 78% der Leuchtkraft unserer Sonne.
Tau C Orionis weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde, von ca. 12,38 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 5,01 mag auf.
Tau D (UCAC2 29399133) ist ein Stern in ca. 557 Lichtjahren Entfernung. Er besitzt den ca. 1,07-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.863 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1,23-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Tau D Orionis weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde, von ca. 10,61 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,45 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 19,45 km/s.
Die Keule des Orion
11. ξ – Xi Orionis (HD 42560, 70 Orionis)
Xi Aa und Ab weisen eine Umlaufzeit von ca. 45,1 Tagen auf. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,26.
Das Doppelsternsystem Xi A Orionis weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde, von ca. 4,37 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,24 mag auf.
Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 19,3 km/s.
Sehr viel ist über das Doppelsternsystem nicht bekannt.
Xi Aa ist wahrscheinlich ein Unterriese der Spektralklasse B9IV, der sich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet.
Xi Aa besitzt die ca. 6,7-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 15.480 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1.390-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Xi Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 160 km/s. Sein Alter wird auf etwa 32 Mio. Jahre geschätzt.
Über seinen Begleiter Xi Ab ist nichts bekannt.
Laut dem WDS-Katalog werden Xi Orionis noch 5 weitere visuelle Objekte zugerechnet.
Xi B und C werden auch unter Bezeichnung (BD +14 1187B) geführt. Laut dem SIMBAD-Eintrag handelt sich dabei entweder um ein Doppelstern- oder um ein Mehrfachsternen-System. Die beiden Sterne B und C weisen jeweils eine visuelle Helligkeit von ca. 13,0 mag auf.
Sonst ist über Xi B und C nichts bekannt.
Xi D (TIC 294308941) ist wahrscheinlich ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K in ca. 6.400 Lichtjahren Entfernung. Er besitzt den ca. 19,7-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.960 Kelvin und er strahlt mit der ca. 86,3-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Xi D Orionis weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde, von ca. 11,89 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,42 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 38,48 km/s.
Über Xi E ist ebenfalls fast nichts bekannt. Er weist eine visuelle Helligkeit von 11,8 mag auf.
12. ν – Nu Orionis (HD 41753, 67 Orionis)
Single line spectroscopic binaries sind Doppelsternsysteme, bei denen nur das Sternenspektrum eines Sterns beobachtet werden kann. Aufgrund der unterschiedlichen Radialgeschwindigkeitskurven verrät jedoch der zweite Stern seine Anwesenheit.
Die Umlaufzeit von Nu Aa und Nu Ab beträgt ca. 131,21 Tage. Dabei folgt die Umlaufbahn keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,64.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde von ca. 4,32 mag und eine absolute Helligkeit von ca. -1,53 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 24,1 km/s.
Nu Aa ist wahrscheinlich ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse B9V, der sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet.
Er besitzt die ca. 6,7-fache Masse und den ca. 4,3-fachen Radius unserer Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Nu Aa beträgt ca. 17.880 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1.965-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 30 km/s.
Das Alter von Nu Aa wird auf etwa 26 Mio. Jahre geschätzt.
Von Nu Ab ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
Nu Orionis wird der sogenannten „Mu Tau Association“ zugerechnet.
Die Mu Tau Association ist eine neue Untergruppe des Alpha-Persei-Clusters. Diese befindet sich in der Nähe der Sternen-Entstehungsregion Taurus-Auriga und den Plejaden.
Die Mu Tau Ass. steht aber in keiner Verbindung mit den beiden Sternhaufen. Anhand der Daten des GAIA-DR2-Catalogs werden der Mu Tau Ass. mehr als 500 mögliche Mitglieder zugerechnet.
Laut SIMBAD werden bisher 111 Objekte als Mitglieder der Mu Tau Ass. aufgeführt.
Das Alter des Cluster wird auf etwa 62 Mio. Jahre geschätzt.
13. Χ1 - Chi1 Orionis (54 Orionis, HD 39587)
Da die Umlaufbahn der beiden Sterne Chi1 A und B einer Ellipse folgt sind die beiden Sterne zwischen 3,3 und 8,9 AE von einander entfernt. Die Umlaufzeit beträgt dabei ca. 14,1 Jahren.
Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 15,48 km/s auf uns zu.
Das Doppelsternsystem wird in SIMBAD als sogenannte RS-Canum-Venaticorum-Sterne (RS-CVn-Sterne) eingestuft.
RS-CVn-Sterne stellen eine bestimmte Klasse von Doppelsternensystemen dar. Die sehr engen Doppelsternsysteme bestehen aus einem massereicheren Riesen oder Unterriesen, mit dem Spektraltyp G bis K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder Hauptreihenstern mit einem Spektraltyp G bis M und kleiner ist.
Aufgrund der Mindestentfernung von 3,3 AE der Sterne zu einander handelt es sich bei Chi1 eigentlich um kein enges Doppelsternsystem.
Im Regelfall zeigen RS-CVn-Sterne zeigen neben einer Helligkeitsveränderung aufgrund einer Bedeckung des einen Stern durch den anderen noch weitere visuelle Helligkeitsveränderung von bis zu 0,6 mag.
Es gibt zwar keine Angaben über eine Helligkeitsveränderung, aber wenn sich der eine Stern sich vor den anderen schiebt ist mit einer geringen Helligkeitsveränderung des Doppelsternsystems zu rechnen.
Die Helligkeitsveränderung der RS-CVn-Sterne wird wahrscheinlich durch die Rotation von Sternenflecken (Sonnenflecken) auf der Oberfläche der Sterne verursacht. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie durch die Beobachtungen von Flares (Strahlungsausbrüche und Sonneneruptionen).
Die Sternenflecken sind kühlere Bereiche auf dem Stern, die durch starke Magnetfelder an der Oberfläche des Sterns entstehen. Dadurch wird die Konvektion (Austausch der einzelnen Schichten) vorübergehend gehemmt.
Chi1A ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F9V. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Chi1A weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde, von ca. 4,18 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,44 mag auf.
Er besitzt eine ähnliche Masse und ähnlichen Radius (1,01-facher) etwa wie unsere Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Chi1A beträgt ca. 6.028 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1,225-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Chi1A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 15 km/s mit einer Drehdauer von ca. 5,2 Tagen. Sein Alter wird auf ca. 300 – 400 Millionen Jahre geschätzt.
Chi1B ist ein wahrscheinlich ein Roter Zwerg der Spektralklasse M mit ca. 15% der Masse unserer Sonne.
Nach theoretischen Modellen wäre es möglich, dass um die beiden Sterne Planeten in bestimmten Entfernungen kreisen könnten. Jedoch wird die Wahrscheinlichkeiten von bewohnbaren Planeten in dem System als gering erachtet.
Chi1 wird als ein Mitglied der Ursa Major Moving Group eingestuft.
Die Ursa Major Moving Group ist der nächst gelegenen Bewegungshaufen.
Der Bewegungshaufen Ursa Major Moving Group war vor rund 500 Mio. Jahren ein Sternen-Entstehungsgebiet. Zu Beginn seiner Entstehungszeit war er ein Offener Sternhaufen, bei dem die Sterne relativ nahe beieinander standen. Im Laufe der Zeit bewegten sich die Sterne von einander weg. Das Alter der Sterne wird auf rund 300 Mio. geschätzt.
Die Ursa Major Moving Group hat ihren Ursprung in einer Entfernung von rund 80 Lichtjahren. Zwischenzeitlich haben Sie die Sterne auf einer Fläche von 30 x 18 Lichtjahren ausgebreitet.
14. Χ2 - Chi2 Orionis (HD 41117, 62 Orionis)
Chi2 Orionis befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Helium zu Wasserstoff.
Er besitzt die ca. 42,3-fache Masse und den ca. 61,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 19.000 Kelvin und er strahlt mit der ca. 446.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Chi2 Orionis dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 72 km. Er gilt als ein veränderlicher Stern, dessen Helligkeit sich über einen Zeitraum von rund 2,87 Tagen wandelt.
Der Schild des Orion
Neben der „Keule des Orion“ gibt es dann noch den „Schild des Orion“. Der Schild des Orion bildet eine Sterne Gruppe, die Pi-Orionis genannt werden. Dabei handelt es sich um die Sterne π1 bis π6 Orionis.
Die Sterne stehen jedoch nur visuell beieinander.
15. π1- Pi1 Orionis (HD 31295, 7 Orionis)
Pi1 Orionis ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A3Va in ca. 112 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Pi1 Orionis ist ein sogenannter „Lambda Bootis Stern“. Der Namensgeber dieser Sternengruppe ist der Stern Lambda Bootis im Sternbild Bärenhüter (Bootes). Die Lambda Bootis Sterne (LB-Sterne) werden den sogenannten „Peculiar Stars“ (eigentümliche Sterne) zugerechnet.
Bei den peculiar Stars wird im Regelfall in den oberflächennahen Schicht der Sternenatmosphäre eine ungewöhnliche hohe Metallhäufigkeit gemessen.
Bei den LB-Sternen liegt aber genau das Gegenteil vor.
Bei ihnen wird in den Oberflächenschichten nur ein geringer Anteil der sogenannten „iron-peak“-Elementen (ein Maß für den Anteil der besonders stabilen Elemente in der Nähe von Eisen) gemessen. Die LB-Sterne sind metallarme Sterne.
Es gibt verschiedene Vermutungen für die unterschiedliche chemische Zusammensetzung in der Photosphäre der LB-Sterne:
- Eine Möglichkeit wäre die atmosphärische Diffusion.
Im Rahmen der Diffusion werden die verschiedenen Schichten eines LB-Sterns durchmischt. So wandern die Elemente vom Inneren des Sterns nach außen zur Oberfläche. Von dort gelangen dann die Elemente in die Atmosphäre des LB-Sterns.
- Eine weitere Möglichkeit wäre die Akkretion der Interstellaren Materie mittels einer Akkretionsscheibe um den Stern.
Bei der Akkretion nimmt der LB-Stern das Material von seiner Umgebung auf. Das kann durch die Gravitationskräfte des Sterns geschehen. Dabei wird das restliche noch vorhandene interstellare Material der Sternenwolke, in welcher der Lamba-Bootis Stern entstanden ist, vom Stern vereinnahmt.
In einer Akkretionsscheibe besteht das Material aus Staub und Gas. Diese Scheibe befindet sich in der Umlaufbahn des Sterns und umkreist diesen wie die Ringe den Planeten Jupiter.
Nach heutigem Kenntnisstand dürfte bei den meisten LB-Sternen die unterschiedliche Zusammensetzung der Photosphäre durch die Akkretion zustande kommen.
Alles deutet darauf hin, dass es sich hier um eine Besonderheit in der Sternenatmosphäre handelt und die Metallarmut den Stern selbst nicht betrifft. Die geringe Metallizität des Sterns nimmt mit der Temperatur ab.
Pi1 Orionis besitzt in einer Entfernung von ca. 49 AE eine Scheibe von Material und Staub mit einer Temperatur von etwa 80 Kelvin und ca. 2,2% der Masse unserer Erde.
Pi1 Orionis besitzt die ca. 1,97-fache Masse und den ca. 1,67-fachen Radius. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt 8.611 Kelvin und er strahlt mit der ca. 16-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Das Alter von Pi1 Orionis wird auf etwa 100 Mio. Jahre geschätzt. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 120 km/s.
Pi1 Orionis weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde von ca. 4,59 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,91 mag auf.
Er ist ein sogenannter High Proper Motion Star und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,1 km/s.
Laut dem WDS-Katalog werden unter Pi1 insgesamt 3 Sterne aufgeführt, die aber nur visuell bei einander stehen.
Pi1B (HD31270) ist wahrscheinlich ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A in ca. 715 Lichtjahren Entfernung. Er besitzt den ca. 1,94-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.423 Kelvin und er strahlt mit der ca. 10,34-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Pi1B Orions weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde von ca. 8,85 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,14 mag auf.
Pi1B ist ein Teil des Offenen Sternhaufens NGC 1662 der laut SIMBAD aus 871 bekannten Mitgliedern besteht.
Pi1C (UCAC3 201-19439) ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G in ca. 2.810 Lichtjahren Entfernung. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.930 Kelvin und er strahlt mit der ca. 4,58-fachen Leuchtkraft unserer Sonne, bei dem ca. 2,93-fachen Radius unserer Sonne.
Pi1C Orions weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde von ca. 12,83 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,15 mag auf.
Pi1C kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 29,09 km/s auf uns zu.
16. π2 – Pi2 Orionis (HD 30739, 2 Orionis)
Pi2 ist ein Stern der Spektralklasse A1Vn in ca. 186 Lichtjahren Entfernung. Verschiedentlich wird Pi2 auch als ein spektroskopisches Doppelsternsystem eingestuft, aber der endgültige Beweis fehlt noch.
Der Buchstabe n (nebulos) weist auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hin. Diese beträgt ca. 261 km/s.
Pi2 besitzt den ca. 2,7-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.450 Kelvin und er strahlt mit der ca. 70-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Pi2 Orions weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde von ca. 4,27 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,49 mag auf.
Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 24 km/s und wird dabei als ein High Proper Motion Star eingestuft.
17. Tabit (π3 - Pi3 Orionis, HD 30652, 1 Orionis)
Tabit ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G0V in ca. 26,23 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Tabit besitzt die ca. 1,24-fache Masse und den ca. 1,64-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.980 Kelvin und er strahlt mit der ca. 3,1-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Tabit dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 17 km/s. Sein Alter wird auf etwa 1,4 Mrd. Jahre geschätzt.
Tabit weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde von ca. 2,965 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,44 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 24,1 km/s.
Tabit weist Variabilität seiner Helligkeit von rund 73,26 Tagen auf. Da bei Tabit bisher noch kein Begleiter (Stern, Brauner Zwerg oder Planet) nachgewiesen wurde, wird bisher davon ausgegangen, dass es sich um Aktivitäten des Sterns handelt.
18. π4 – Pi4 Orionis (HD 30836, 3 Orionis)
Pi4 Orionis ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 810 Lichtjahren Entfernung.
Pi4A und Pi4B verfügen über eine Umlaufzeit von ca. haben 9,5 Tagen. Die Umlaufbahn ist fast kreisrund mit einer Exzentrizität von 0,03.
Das Doppelsternsystem Pi4 weist eine visuelle Helligkeit, die im g-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde von ca. 3,59 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 3,38 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 23,3 km/s.
Pi4A ist ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse B2III. Er besitzt die ca. 11-fache Masse und den ca. 9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 19.720 Kelvin und er strahlt mit der ca. 19.700-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Sein Alter wird auf etwa 15,4 Mio. Jahre geschätzt.
Über seinen Begleiter Pi4B ist aufgrund der weiten Entfernung nichts bekannt.
WIRD FORTGESETZT ...
